恒星進化(読み)こうせいしんか(英語表記)stellar evolution

ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典の解説

恒星進化
こうせいしんか
stellar evolution

恒星の誕生から終焉にいたる歴史。恒星は,中心部で原子核反応を起しており,そこで生じた熱を外部に放出することによって輝いている。巨大な自己重力は,高温ガスおよび放射の圧力によって支えられており,力学的に安定な状態にある。星間物質が集って星ができると,星の中心部で水素4個をヘリウム1個に変える核反応が行われ,主系列と呼ばれる安定な状態に落ち着く。中心部の水素が尽き,ヘリウムがたまりだすと,ヘリウム核の表面で水素が燃焼する。中心部の温度が上昇するため,星は膨張しだし,光度が大きく表面温度の低い赤色巨星に進化する。星の質量が大きいほど,進化の速度は速い。太陽の 15倍の質量をもつ星は,太陽より1万倍明るく,進化の速度は 670倍速い。質量が太陽の 1.4倍 (チャンドラセカールの限界) 以下の星は,重力を電子の縮退圧で支え,白色矮星になる。核反応はそれ以上進まず進化は終る。しかし,質量がそれ以上の星は,ヘリウムを炭素に変えたり,さらに原子番号の大きい元素をつくる核反応を起し,最後に鉄をつくる。質量が太陽の 3.5倍以下の星は,赤色巨星の時代,宇宙空間に質量を放出し,白色矮星になる。それ以上の質量をもつ星は,鉄の中心核ができたのち,超新星爆発を起す。星の外層は吹飛び,あとに中性子星が残る。このとき,中性子星がその限界質量 (太陽の約3倍) よりも大きいとブラックホールになると思われている。星の進化はヘルツスプルング=ラッセル図上で追うことができる。また,近接連星系では,2つの星が進化の途上で互いに質量を交換し,複雑な進化をする。

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